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Lexikon Teil 2


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Filter
Filter erfüllen bei der astronomischen Beobachtung im Wesentlichen zwei Aufgaben: Farbfilter dienen der Kontraststeigerung bei der Planeten- und Mondbeobachtung. Spezielle kontraststeigernde Filter gibt es für Deep-Sky-Objekte (Nebel). Dämpfungsfilter dienen zur Abblendung heller Beobachtungsobjekte,  wie z. B. beim Vollmond oder bei lichtstarken Teleskopen (N<5) bei den Planeten Jupiter und Venus. Zur Sonnenbeobachtung ist ein Dämpfungsfilter ein absolutes Muß.
Farbfilter - Beispiele für den Einsatz:
Rotfilter: Dunkelgebiete auf Mars, Tagesbeobachtung bei Merkur, helle Details in Jupiterwolken
Blaufilter: Staubstürme auf Mars, Wolkenbänder auf Jupiter, Kontrast bei Uranus
Grünfilter: Kontrast bei Mond, Mare bei Mars, Cassiniteilung im Saturnring
Gelbfilter: Jupiteratmosphäre, Cassiniteilung im Saturnring, Unterdrückung des sek. Spektrum bei Refraktoren
=> Die Verbesserungen werden häufig nur von sehr geübten Beobachtern erkannt.
Polarisationsfilter oder Graufilter:
Sie werden zum Schutz vor Blendung z. B. bei der Beobachtung des Vollmondes oder zur Tagbeobachtung der Venus eingesetzt. Sie dunkeln das Licht um den Faktor 2 – 5 ab. Speziell bei einem Augenleiden sollten möglicherweise zwei Polariationsfilter gewählt werden, weil dabei durch gegenseitigen verdrehen die Transmission verändert werden kann.
Sonnenfilter:
Es dient zum Schutz der Augen bei der Sonnenbeobachtung. Das Licht wird um den Faktor 10.000 - 100.000 geschwächt. Empfehlenswert ist ein Objektivfilter, weil das Teleskop “kalt“ bleibt und die volle Öffnung nutzbar ist.
Deep-Sky-, OIII-, UHC-Filter:
Diese Filter wirken kontraststeigernd bei der Beobachtung von Nebeln und Galaxien. Teilweise wird das Stadtlicht (Natriumdampflampen) gefiltert. Die Wirkung dieser Filter ist nicht immer eindeutig.

 

FH-Objektiv 150/2300 mm
Ein einfaches, zweilinsiges Fernrohrobjektiv, das von J. Fraunhofer (1787-1826) entwickelt wurde.
Zur generellen Bezeichnung von Fernrohrobjektiven: Die erste Zahl, hier 150, bezeichnet den Durchmesser, die zweite Zahl, hier 2300, die Brennweite des Objektivs im mm. Das Verhältnis aus diesen Daten ist das Öffnungsverhältnis, hier 1:15,3.

 

Fraunhofer, Joseph von
Dtsch. Physiker und Astronom, geb. 6.3.1787 in Straubing, gest. 7.6.1826 in München; ab 1823 Prof. in München.1806 begann er eine Glaserlehre in München und arbeitete sich dort zu einem der berühmtesten Optiker des 19. Jahrhunderts empor. Einen großen Namen machete er sich durch die Herstellung achromatischer Objektive. Seine Linsenfernrohre waren die qualitativ besten seiner Zeit. Die größten von ihm hergestellten Objektive erreicheten 9 Zoll Durchmesser. Darüber hinaus machte er sich durch die Untersuchung des Sonnenspektrums einen Namen.

  

Gesichtsfeld
Das wahre Gesichtsfeld ist der Ausschnitt des Himmels, dem man im Teleskop sieht. Es ist abhängig von der Brennweite des Teleskops und Brennweite und Bauart des Okulars.
Zur Bestimmung des wahren Gesichtsfelddurchmessers wird ein Stern am Himmelsäquator, d. h. mit der Deklination von 0 Grad eingestellt und die Zeit gestoppt, die der Stern benötigt, um von einem Gesichtsfelsrand durch die Mitte zum anderen Gesichtsfeldrand zu gelangen. Der Durchmesser wird nach folgender Formel berechnet:

Gesichtfelddurchmesser in Bogensec. = Durchgangszeit in sec. / (0,99727 x 4)
 
Größe, Helligkeit s. Magnitude
 

Grenzgröße
Die Grenzgröße ist die Helligkeit eines gerade noch mit bloßen Augen sichtbaren Gestirns. Ein Stern 6. Größe soll unter günstigsten atmosphärischen Bedingungen und dunklem Himmelshintergrund gerade noch sichtbar sein.
Die Grenzgröße für ein Teleskop wird wie folgt bestimmt:

Grafik zur Grenzgröße

 
 

ISS
Die ISS ist die Kurzbezeichnung für die Internationale Raumstation. (engl. International Space Station) Sie wird in internationaler Kooperation betrieben und umkreist die Erde in einer Höhe von 300 - 400 km in etwa 90 Minuten. Sie erreicht dabei eine Helligkeit von bis -5m und ist dann ca. 25mal heller als der Winterstern Sirius im Großen Hund. In einem Amateurteleskop sind die Konturen der Station bereits erkennbar. Mehr zur Beobachtung.

   
   

Jacobsstab
JakobsstabEin Winkelmeßinstrument aus einem mit einer Skala versehenen Längsstab, auf dem sich ein kürzerer Querstab verschieben lässt. Über ein Visier werden die Gestirne angepeilt. Dabei wird der Querstab so lange verschoben, bis zwei passende Markierungen mit den Gestirnen deckungsgleich sind. Über den Abstand des Querstabes zum Visier ist die Distanz der Gestirne berechenbar. Der Jacobsstab war im Mittelalter eines der wichtigsten Instrumente der astronomischen Navigation in der Seefahrt. Er wurde später durch den Sextanten abgelöst.

  

Kaufhaus-TeleskopKaufhaus-Teleskop
Bei diesen Fernrohren handelt es sich um einfache, aber weitverbreitete Geräte. Sie sind vielfach in den Fotoabteilungen der großen Kaufhäuser oder den Verbrauchermärkten erhältlich.

 

Korona
Die Sonnenkorona ist der äußere Bereich der Sonne. Sie ist nur bei einer Sonnenfinsternis oder einem so genannten Kronographen beobachtbar, weil die Helligkeit bedeutend geringer ist als der Himmelshintergrund.

  

Leitfernrohr
Ein Teleskop kann man generell auch als Teleobjektiv nutzt. An der Stelle des Okulars wird dann eine Spiegelreflex- oder CCD-Kamera gesetzt. Die Belichtungzeiten betragen mehrere Minuten bis zu einer Stunde. Das Fernrohr folgt dabei mit dem Antrieb dem Gestirn. Um diese s. g. Nachführung zu kontrollieren und zu korrigieren, wird ein zweites, oft kleineres Teleskop angebaut. Mit diesem Leitfernrohr wird während der Belichtungzeit eine Stern beobachtet und die Nachführung angepasst. Unterbleibt diese Korrektur, werden die Sterne auf dem Film möglicherweise nicht deutlich abgebildet. (siehe auch Montierungen)


Luftfernrohr
Die Objektive der ersten Teleskope bestanden aus einfachen Linsen und hatten entsprechend große Abbildungsfehler. Diese Fehler konnten zunächst nur durch ein kleines Öffnungsverhältnis auf eine erträgliches Maß reduziert werden, sodass mit steigender Vergrößerung (und Öffnung) die Fernrohr immer größer wurden. Rein rechnerisch muß das Öffnungsverhältnis eines Teleskops mit einer Öffnung von z. B. 68,5 mm 1:109 betragen um die Fehler entsprechend klein zu halten.  Hevels Luftfernrohr hatte eine länge von 45 m und war an einem Masten aus dem Schiffsbau aufgehängt. Diese Fernrohre hatten keinen geschlossenen Tubus, sondern bestanden aus einem Holzstab mit einer Vielzahl von Blenden.

  

Magnitude oder Größenklasse
Die Magnitude ist in der Astronomie die Maßeinheit für die Helligkeit von Gestirnen. Der Begriff kommt aus dem Lateinischen und heißt Größe. Seit Hipparch (190 -125 v.Chr.) teilt man die Helligkeit in 6 Stufen, sogenannten Helligkeitsklassen ein. Sterne 1. Größe sollten die hellsten, die mit 6. Größe sollten gerade noch mit bloßem Auge sichtbar sein. Die Schreibweise ist 1m oder 1mag. Um auch hellere und schwächere Gestirne in die Skala aufnehmen zu können, wurde diese in beide Richtung verlängert. Hellere Gestirne haben daher ein negatives Vorzeichen ( 0m, -1m, -2m) Das hellste Objekt ist unsere Sonne mit -27,m7, der Vollmond hat eine Helligkeit von -12,m6. Die Venus ist bis zu -4,m4 hell. Je kleiner die Helligkeitsangabe ist, um so heller ist das Gestirn.

 

Mondbahn
Die Bewegung des Mondes am Himmel ist nicht einfach zu verstehen. Heute steht er tief am Horizont, gestern abend war er doch noch hoch am Himmel zu sehen? Wo liegt die Ursache dafür? [weiter lesen..]

 

Montierung, Frequenzwandler, Nachführgeschwindigkeit, Rektaszensionsfeinbewegung, Teilkreise
Die Montierung ist das Stativ für das Teleskop. Es gibt verschiedene Bauarten. Am gebräuchlichsten sind die azimutale Montierung und die parallaktische Montierung.
Die azimutale Montierung (linke Abb.) ist vergleichbar mit den Funktionen eines Fotostativ. Man kann das Teleskop waagerecht (azimut) und senkrecht (Elevation) bewegen. 
Bei der parallaktischen Montierung  (rechte Abb.) wird eine der Achsen, die sog. Rektaszensionsachse oder Stundenachse auf den Himmelspol ausgerichtet und häufig auch motorisch bewegt, den Gestirnen nachgeführt. Senkrecht darauf ist die Deklinationsachse montiert. Diese Montierungen sind häufig auch an beiden Achsen mit Teilkreisen ausgestattet, sodaß sich die Beobachtungsobjekte mit den Koordinaten aus dem Himmelsatlas aufsuchen lassen. Der Motor an der Stundenachse ist meistens drehzahlgeregelt, weil der Mond sind beispielsweise "schneller" am Himmel bewegt und eine höhere Nachführgeschwindigkeit verlangt. Bei meinem großen Fernrohr übernimmt der erwähnte Frequenzwandler in der Säule diese Aufgabe. Bei meiner Reisemontierung habe ich den Motor durch die Rektaszensionsfeinbewegung ersetzt. Ich führe das Fernrohr der Bewegung der Sterne dabei von Hand nach. Moderne Montierungen verfügen über Computersteuerungen.
Die folgenden Abbildungen zeigen den Unterschied zwischen der azimutalen und parallaktischen Montierung. Der Tagbogen beschreibt der "Weg" des Gestirns am Himmel.

Unterschiede der Nachsysteme
Geschichtliches: Die parallaktische Montierung wird erstmals von dem Jesuitenpater Grienberger (1561-1636) in Rom erwähnt. Er nennt sein Instrument "Machina aequatarilis". Chr. Scheiner (1575-1650) bezeichnete dieses Instrument als "Heliotropium Telioscopicum" und benutzte es auf Empfehlung von Grienberger zur Verbesserung seiner Sonnenbeobachtung.

  

Obstruktion
Bei vielen Spiegelteleskopen wie Newton, Cassegrain und Maksutov befindet sich vor dem Hauptspiegel der kleinere Umlenkspiegel. Durch diesen wird der Hauptspiegel abgeschattet. Er bleibt damit in diesem Bereich ungenutzt und mindert so die Leistungsfähigkeit der Optik. Zusätzliche Leistungsminderung entsteht durch die Beugung (Ablenkung) des Lichtes am Rand des Umlenkspiegels. Wie groß die Obstruktion ist, hängt im Wesentlichen von der Brennweite des Teleskops ab. Kurze Brennweiten sind dabei ungünstiger. Die Obstruktion wird in % vom Durchmesser oder der Fläche des Hauptspiegels angegeben.

 


Öffnungsverhältnis

Das Öffnungsverhältnis eines Teleskops benennt das Verhältnis des Durchmessers zur Brennweite des Objektivs. Dieses Verhältnis wird mit einen kleine "f" bezeichnet. (z. B. f4,5)

Grafik zum Öffnungsverhältnis


Okulare, Okularauszug
Okular heißt zu dem Auge gehörig. Vereinfach ist das Okular eine Lupe, mit der das Bild im Brennpunkt des Objektives betrachtet wird. Es gibt sehr unterschiedliche Bauarten und Qualitäten. Die Okulare werden am Teleskop von dem Okularauszug aufgenommen. Mit dem Okularauszug wird auch die Schärfe eingestellt.
Im folgenden die wichtigsten Bauarten:
Huygens-O. (H)
Besteht aus zwei einfachen plankonvexen Linsen. Gesichtsfeld ca. 30°. Bild gekrümmt und mit Farbfehlern. Für hohe Vergrößerungen nicht empfehlenswert.
Kellner-O. (K)
Die Augenlinse ist eine achromatische Doppellinse. Verringerte Bildfeldwölbung und kaum Farbfehler. Gesichtsfeld ca. 40°. Zum Fadenkreuzokular umbaubar.
Orthoskopische -O. (OR)
4-linsig, für hohe Ansprüche. Geeignet für alle Öffnungsverhältnisse. Bildfeldwölbung nahezu Null. Gesichtsfeld ca. 45°. Zum Fadenkreuz umbaubar. Gut geeignet für Fotografie und hohe Vergrößerungen.
Eudiaskoische O. (Ultima)
Kombination aus Plössl- und Erfle O.. Hohe Randschärfe und augenfreundliches Einblickverhalten. Großes Gesichtsfeld u. recht gute Bildfeldebnung.
Super Plössl- und Nagler O.
Bestehen aus bis zu 9 Linsen, sind sehr teuer bei großem Eigengewicht. Gute Randschärfe und sehr großes Gesichtsfeld. Das Gesichtsfeld ist nicht ohne Änderung der Einblickposition überschaubar. 
LV-O. (Long View)
Kombination eines Plössl-O. und einer Barlowlinse. Auch bei kurzbrennweitigen O. gutes Einblickverhalten durch großen Augenabstand zur vorderen Linse. Vorteilhaft für Brillenträger mit astigmatischen Augenfehlern. Nachteilig ist die schlechte Randschärfe. 
Barlowlinse
Die Barlowlinse wird mit dem Okular am Okularauszug eingesetzt. Die Brennweite des Objektives wird damit um den aufgedruckten Faktor verlängert und die Vergrößerung erhöht. Die B. muß farbkorrigiert (sekundäres Spektrum) sein.

Mehr zum Aufbau von Okularen hier

Auswahl der Okulare
Neben der minimalen und maximalen Vergrößerung ist der scheinbare Gesichtsfelddurchmesser (überschaubare Himmelsauschnitt) ein wichtiges Maß. Ein großes Gesichtsfeld ergibt eine eindrucksvolle Abbildung. Der scheinbare Gesichtsfelddurchmesser ergibt sich aus dem Eigengesichtsfeld oder dem Blendendurchmesser des Okulares.
Tipp: 3 - 4 Okulare sind empfehlenswert. Es soll die kleinste, mittlere und höchste Vergrößerung möglich sein.

Beispiel: Teleskop 114/900mm
Vergrößerungsbereich: 18-170fach
Okularbereich 1 1/4“: 2,5 - 40 mm
gewählte Vergrößerung Okular Eigengesichtsfeld wahres Gesichtsfeld
36fach OR25 mm 42° 1,20°
72fach OR12,5 mm  39°  0,45°
112fach PL8 mm 50° 0,54°
150fach OR6 mm (LV) 38° 0,25°

Die Bedeutung der Austrittspupille bei der Wahl der min. Vergrößerung
Die Größe der Augenpupille ist altersabhängig (s. Tab.). Um die volle Leistung des Teleskops zu nutzen, muß dies bei der Wahl der min. Vergrößerung (s. Vergrößerung) berücksichtigt werden. Ist die Austrittspupille des Okulars größer als die Augenpupille des Beobachters, ist das gleichbedeutend mit der Verwendung eines kleineren Fernrohres (s. grauen Bereich in der Abb.).

Schaubild Austrittspupille

Ortszeitkorrektur 
Wir unterscheiden bei der Zeitrechnung zwischen der wahren und der mittleren Ortszeit. Mittag ist, wenn die Sonne den höchsten Stand über dem Horizont erreicht hat. Da sich die Erde dreht, ist er bei allen Orten, die auf verschiedenen Längengraden liegen, unterschiedlich. Die Abweichung beträgt 4 Min. pro Grad. Weil wir aber für die Abstimmung im täglichen Leben eine einheitliche Zeit benötigen, wurden 24 Zeitzonen eingeführt. Innerhalb dieser Zeitzonen gilt die gleiche Zeit. Die Mitteleuropäische Zeit (MEZ) ist die Zeit des wahren Mittags bezogen auf den 15. westlichen Längengrad. (Görlitz) An allen Orten westlich davon ist der wahre Mittag später. Mein Wohnort liegt 8,574° östlicher Länge. Der Abstand zum 15. Längengrad (MEZ) beträgt 6,426°. An meinem Wohnort ist der wahre Mittag daher 25,7 Min. später. (6,426° x 4min/°) Diese Korrektur ist sowohl bei der Zeiteinstellung auf der drehbaren Sternkarte wie auch bei dem Ablesen einer Sonnenuhr zu berücksichtigen. Ich muss also von der Uhrzeit auf meiner Armbanduhr ungefähr 26 Min. abziehen, und erhalten die wahre Ortszeit.